ASTRONOMIA DELL’INVISIBILEASTRONOMIA DELL’INVISIBILE

L’Astronomia, per definizione, ha sempre avuto a che fare con le stelle, cioè oggetti visibili

E R2 T4

max T Luminosità RColore T

Stelle calde: T > 30.000 K (UV) “ fredde: T < 3.000 K (IR)

Astronomia OtticaAstronomia Ottica

Si assume che le stelle emettano come un corpo nero

Circa 70 anni fa lo scenario cambia improvvisamente e si scopre che esiste una Astronomia non ottica

1933: astronomia radio1962: astronomia X 1964: astronomia microonde

Perché così tardi ?

1 - Molte bande e.m. schermate dall’atmosfera 2 - Non se ne sospettava l’esistenza (le prime sorgenti invisibili scoperte per caso) 3 - Problemi osservativi

Radio AstronomiaRadio Astronomia

1933: Jansky. Test di trasmissioni trans-oceaniche Scopre la prima sorgente radio non terrestre

Astronomia XAstronomia X

1962: Giacconi. Esperimento per studiare raggi X emessi dalla Luna Scopre la sorgente Sco X 1

MicroondeMicroonde

1964: Wilson e Penzias. Disturbo continuo e isotropo a frequenze tipiche delle microonde. Fondo Cosmico: corpo nero con T = 2.7 K

Poche bande e.m raggiungono il suoloPoche bande e.m raggiungono il suolo

Luce, IR e UV ‘vicini’, Microonde, Onde radio

In altre bande le onde e.m. sono assorbite dall’atmosfera:

Raggi X e effetto fotoelettrico

UV e IR ‘lontani’: vibrazioni e rotazioni molecolari

Problemi OsservativiProblemi Osservativi

Dove osservare (non sempre da Terra)Lunghezza d’onda Doppia ‘anima’ della radiaz. e.m.: Onde: = c Fotoni: E = h

Luce UV - IR

Radio

Raggi X e

Osservazioni RadioOsservazioni Radio

Radiotelescopio: stesso principio del telescopio riflettore

Problema con la risoluzione angolare: /D

Occhio 1’ Telescopio (D = 5 m.) 0.02” Radio “ “ 1° (3 GHz) Radio “ (D = 300 m.) 1’ “

Grande passo in avanti tecnologico: Riley (1965) Risoluzione angolare: 0.01” – 0.001”

Sintesi d’ampiezza

Connettere vari telescopi posti a grande distanza.

VLA

VLBI

Osservazioni XOsservazioni X

Oltre l’atmosfera: Razzi, palloni stratosferici o satelliti

1 - Raggi X fotoni: Contatore (sat. Uhuru) Problema: non si distinguono le singole sorgenti nel campo di vista (0.5°) 2 - Fine degli anni ‘70 (sat. Einstein) Riflessione dei fotoni X Telescopi a raggi X

3 - Fine anni ‘90 (satt. Chandra e XMM) Rivelatori CCD risoluzione 0.5” Immagini X confrontabili con quelle ottiche

CCD su CHANDRA

Uhuru

Chandra

Oggetti Esotici

Sole ? No

Oggetti che emettono la maggior parte della loro energia inbande e.m non ottiche

Si parlerà di alcune classi di tali oggetti, descrivendone le proprietà soprattutto nelle bande radio e X

Residui di Supernova, Pulsar Radio Galassie, Nuclei Galattici Attivi, Ammassi di Galassie, Via LatteaLampi Gamma, ………..

Emissione tipo corpo nero ?

X: T > 106-8 K Gas molto caldo Radio : T > 1012 K ??

Diversi tipi di Processi di Emissione

Emissione termica 1 - Corpo nero: Oggetti otticamente spessi

2 - ‘Termico’ : Gas ionizzati (alta T) otticamente sottili

Emissione non termica: particelle relativistiche

Np() -p/mc2

Campo Magn. B: Sincrotrone

Campo Radiaz. U: Compton Inv.

()

Sincr.

Compton

Emissione di Righe

1 - Atomi molto ionizzati: elementi pesanti (O, Si, Ne, Fe) in gas caldo (X) 2 - Rotazione e vibrazione di molecole (IR, microonde) 3 - Transizione di spin in atomo di H (=21 cm)

Residui di Supernova Residui di Supernova

Dalle esplosioni di stelle di grande massa (> 8 Msole ; Supernovae): Residui di Supernova (SNR)

Ottico Radio

1572

Cassiopea A (fine XVII secolo)

X Radio

Spettro X di Cas ASpettro X di Cas A

Nebulosa del Granchio (1054)

Ottico

Nebulosa del Granchio

Radio X

Scoperta delle PULSAR

1967: Bell, Hewish

Impulsi radio rapidi

pochi secondi

Pulsar: Stelle di Neutroni rotanti P = 0.01 – 10 sec

R 10 Km, 1014 gr/cm3

B 1012 G, M 1 MSole

Pulsar della Neb. Granchio

Profili tipici multi - frequenza degli impulsi

Radio Sorgenti extragalattiche- Nuclei Galattici Attivi Radio Sorgenti extragalattiche- Nuclei Galattici Attivi

Scoperte agli inizi degli anni ‘60Forma particolare: morfologia simmetrica

Radio Galassie: struttura di base

- Regioni estese di emissione radio (lobi), simmetriche rispetto alla galassia centrale (fino a diverse decine di Kiloparsec)

- Tali regioni devono essere rifornite di energia

- Il rifornimento avviene mediante getti di materia a velocità relativistica emessi dalla Galassia Centrale - Deve esistere in queste galassie un ‘Motore centrale’ che accelera e collima getti la cui energia viene dissipata nei lobi radio - Questo Motore centrale è localizzato nei nuclei galattici

Cygnus A

Centaurus A

Motore centrale: Nuclei Galattici Attivi (AGN)

- Emettono su tutto lo spettro e.m . diverse componenti - Forte variabilità: R < c t regioni piccole ( 1013-16 cm)

- AGN: buco nero (107-9 Msole ) disco di accrescimento (emissione termica) getto (emissione non termica)

Lo studio degli AGN e delle Radio Galassie all’inizio hanno seguito strade separate:

Galassie di Seyfert (fine anni anni ‘40)Quasars (primi anni ‘60)

Stuttura standard degli AGN

Siamo sicuri che c’è moto relativistico ?

Due indizi

Moti Superluminali

Getti asimmetrici

1 - Moti superluminali

0.005”

In alcuni oggetti si osservano nuvole radio (blobs) che, osservate ad intervalli t si allontanano dal nucleo di un arco . Conoscendo la distanza D:

b (D t) /c > 1 ! ( = V/c) Dalla cinematica relativ. (ang. di vista):

oss = b sen (1 – b cos

Se b e cos oss > 1

(Append. A)

2 – Asimmetria dei getti

Il getto che si muove verso di noi () appare più luminoso rispetto a quello che si allontana (-) .

Effetto relativistico

E()/E(-) = [(1 + cos )/(1- cos )] R

Se e cos R >> 1

(Append. B)

Struttura a grande scala della radio galassie

Radio

X

Cygnus A

Perseo

Ottico

X

Hydra A

Ottico

Radio e X

Ammassi di GalassieAmmassi di Galassie

Gli ammassi sono immersi in nuvole di gas caldo (T = 107 – 8 K)

Mgas >> Mgal

Interazione ‘violenta’ tra componenti radio e gas

Se il gas è in equilibrio idrostatico è necessaria la presenza dialtra massa >> Mgas

Massa oscura ?Massa oscura ?

Ottico

Radio

Emissione diffusa dalla Via Lattea

Emissione a = 21 cm da parte di nuvole interstellari composte per la maggior parte di H

Si può dedurre la struttura della Via Lattea e delle Galassie vicine

Curva di Rotazione della Via Lattea

Rotazione esterna non kepleriana

Materia Oscura ??

MOND, Non conformal Grav.

GAMMA RAY BURSTS (GRB)GAMMA RAY BURSTS (GRB)

Fine anni ’60: Satelliti Vela registrano bursts diorigine ignota

Fine anni ‘70: Si scopre la natura cosmica dei GRB, ma non sono associati con oggetti noti

Inizi anni ‘90: I GRB sono distribuiti isotropicamente

1997: SAX determina la posizione di un GRB. Emissione X e ottica

8/3

28/2

3/3 Telesc. Spaz.

Possibile l’identificazione

Caratteristiche principali dei GRBCaratteristiche principali dei GRB

Oggetti comsologici: 0.5 < z < 4

Oggetti più luminosi del Cosmo: 1054 erg ( Msole c2)

Emissione: 0.5 – 5.000 MeV, spettro di potenza

Durata: GRB corti 0.001 – 2 s (media 0.3 s) GRB lunghi 2 – 1000 s (media 30 s)

Struttura degli impulsi molto modulata

Afterglow a frequenze X e ottiche : alcuni giorni

Frequenza: 1 al giorno

Tipici GRB

ORIGINE DEL GRB

GRB-l. Associati con l’esplosione di ipernovae: stelle molto massiccie (> 40 x Msole). Il nucleo collassa in un buco nero emettendo due getti relativistici.

Emissione Onde d’urto interne ai getti Afterglow: Interazione con il mezzo esterno

Struttura dell’impulso, curve di luce, elementi pesanti, ridotta richiesta energetica (fattore > 100)

GRB-c. ?? Coalescenza di due stelle di neutroni/buchi neri ??

SWIFT (2004) e GLAST (2007)

Altri oggetti esotici Altri oggetti esotici

Binarie X

Fondo a Microonde

CONCLUSIONE CONCLUSIONE

Negli ultimi 70 anni completamente rivoluzionata la visione dell’Universo su scala galattica, extragalattica e cosmologica osservando su tutta la banda dello spettro e.m.

Riconosciuto dai diversi Premi Nobel per la Fisica assegnati ad Astronomi che hanno operato in questo settore:

Giacconi (X) Hewish (Pulsar) Riley (Radio) Wilson & Penzias (Fondo m.onde)

Jansky 10-26 W/sec/m2

Esiste un’altra Astronomia dell’Invisibile, oltre le onde e.m.

Raggi cosmici: Pulsar, SNR, GRB Neutrini: Sole, Stelle, GRB, Massa osc., Big B. Onde Gravitazionali : SN, GRB , Big B.

Grazie

e Arrivederci !

LISA

Cinematica relativisticaCinematica relativistica

voss = CB/ toss > c ??? Una blob di sta muovendo lungo la la linea scura, a velocità v ed ad un angolo rispetto alla visuale. La blob emette un fotone in A Dopo un intervallo tb emette un secondo fotone in B, quando il primo

fotone è arrivato nella posizione D. Quindi si ha

AD = c tb AB = v tb

Appendice A: Moto superlumialeMoto superlumiale

L’intervallo di tempo toss tra l’osservazione del primo e secondo fotone dipende dalla differenza dei loro percorsi CD (= v/c):

toss = (AD - AB cos c

c tb - v tb cos c

tb (1 – cos toss

<tb

Ritornando alla velocità osservata, essendo CB = v sen tb dalla espressione precedente si ha:

oss = sen (1 – cos

Seoppureoss =

Se esen cos

oss =

Appendice B: Getti AsimmetriciGetti Asimmetrici